Nascent Embedded-protostar Survey in Taurus (NEST) I: Protostellar Multiplicity
National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Space Science Institute（太空科学研究所）；University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；SKA Observatory（平方公里阵列望远镜观测站）；University of Arizona（亚利桑那大学）
本研究通过ALMA与VLA观测结合档案数据，统计金牛座原恒星多重性，发现其多重性显著高于猎户座、英仙座，暗示金牛座保留更多原始多重系统，且存在两种不同形成途径。
2026-08-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
An observational correlation between magnetic field, angular momentum and fragmentation in the envelopes of Class 0 protostars?
为了评估磁场在调节0类原恒星的包络旋转和碎片化中的潜在作用，我们在20个0类原恒星的大样本包络中用SMA对0.87 mm处的尘埃偏振发射进行了观测。我们估计了中心1000 au包层尺度上的平均磁场方向，并将其与原恒星外流的方向进行了比较，以研究它们的失调与星周气体运动学之间的关系。我们发现的磁场方向与流出和角动量的量在类似的尺度在原恒星信封中观察到的不对准之间的关系很强，揭示了在信封尺度的动能和磁能之间的潜在联系。这种关系可能是由更动态包络中的有利B失调或包络动力学与大规模B初始配置的依赖性驱动的。比较的趋势与存在的碎片，我们观察到，单一的来源大多与条件的低角动量的内部信封和良好的对齐的磁场与原恒星流出，在中间尺度。我们的研究结果表明，磁场的性质在原恒星的信封承担紧密的关系，直接参与恒星和磁盘的形成的气体：我们发现，它可能不仅影响到分裂成多个恒星系统的原恒星的核心，但也设置的条件，建立原始属性的行星形成磁盘。
2021-01-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The VLA/ALMA Nascent Disk and Multiplicity (VANDAM) Survey of Orion Protostars V. A Characterization of Protostellar Multiplicity
利用ALMA 0.87 mm和VLA 9 mm连续巡天观测了猎户座分子云中328颗原恒星的多样性。这些观测结果对小到$\sim$ 20~au的投影空间分离很敏感，我们认为高达10 $^4$ ~au的源分离是潜在的同伴。猎户座原恒星的总体多重性分数（MF）和伴星分数（CF）分别为0.30 $\pm$ 0.03和0.44 $\pm$ 0.03，考虑到从20到10 $^4$ ~au的分离。的MF和CF的潜在的污染进行了校正，由无关的年轻恒星使用概率计划的基础上，每个原恒星周围的年轻恒星的表面密度。伴星的分离分布总体上呈双峰型，与太阳型场星的分离分布不一致，而平谱原恒星的分离分布与太阳型场星的分离分布一致。英仙座恒星形成区的多重数统计和伴星分离分布与猎户座一致。根据在$\sim$ 100~au和$\sim$ 10 $^3$ ~au处观测到的0类分离峰，我们认为分离度为$<$ 500~au的多次波可能是由盘碎裂和伴随迁移的湍流碎裂共同产生的，而在$\ga$ 10 $^3$ ~au处的多次波则主要是由湍流碎裂产生的。我们还发现，在高YSO密度区，MF/CF值可能在100 ~ 10 $^3$ ~au之间从0类上升到平谱原恒星。这一发现可能是伴随物从$>$ 10 $^3$ ~au迁移到$<$ 10 $^3$ ~au的证据，并且10 $^3$和10 $^4$ ~au之间的一些伴随物必须（或变得）未结…
2021-11-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disc fragmentation and oligarchic growth of protostellar systems in low-metallicity gas clouds
我们研究低金属丰度恒星的形成与一套高分辨率的流体动力学模拟各种气体金属丰度在广泛的$0$ - $10^{-3} \ {\rm Z}_{\bigodot}$。我们的模拟遵循非平衡化学和辐射冷却，采用现实的元素丰度和尘埃尺寸分布。我们研究的条件崩溃的云（云碎片; CF）和吸积盘（光盘碎片; DF）的碎片。我们发现，CF被抑制，由于快速的气体加热伴随着分子氢的形成，即使与有效的尘埃冷却金属度$\gtrsim 10^{-5} \ {\rm Z}_{\bigodot}$。相反，DF发生在几乎所有的运行，无论金属丰度。我们还发现，在吸积盘中，原恒星系统的生长总体上是寡头的。初级原恒星通过气体的吸积而成长，次级原恒星通过螺旋臂的相互作用或快速旋转的原恒星的分裂而形成。尽管有强烈的分裂，但很大一部分次级原恒星通过合并或潮汐破坏事件而被摧毁。在第一个绝热核心形成后的几百年里，只有几颗原恒星存活在圆盘中，原恒星的总质量为$0.52$ -- $3.8 \ {\rm M}_{\bigodot}$。
2021-09-27 astro-ph.GA
Protostellar-disc fragmentation across all metallicities
宇宙金属丰度的演化可能导致了不同时期恒星形成模式的多样性。星周盘的引力碎裂是多恒星系统（包括密近双星）形成的重要通道。我们在这里研究光盘碎片的性质，系统地进行了一套二维辐射流体动力学模拟，在广泛的金属丰度，从原始的太阳值。特别是，我们遵循相对长期的光盘演化超过15千年后，光盘形成，纳入加热的原恒星辐射的影响。我们的研究结果表明，磁盘碎片发生在所有金属丰度$1$ - $0$ $Z_{\odot}$，产生自引力块。团簇的物理性质，如它们的数量和质量分布，由于不同的气体热演化的金属丰度的变化。例如，在$10^{-2}$ -- $10^{-5}$ $Z_{\odot}$的中间金属丰度范围内，团块的数量是最大的，在这种情况下，尘埃冷却只在盘的致密部分有效，并导致螺旋臂的碎裂。$1$ -- $0.1$ $Z_{\odot}$的星盘破碎程度较低，这要归功于恒星辐射对星盘的稳定作用。这种金属丰度的依赖性与观察到的趋势一致，即在$1$ - $10^{-3}$ $Z_{\odot}$范围内，密近双星分数随着金属丰度的降低而增加。
2022-06-07 astro-ph.GA
Hierarchical fragmentation in the Perseus molecular cloud: From the cloud scale to protostellar objects
我们对英仙座分子云的层次结构进行了研究，从整个云的尺度（$\gtrsim$ 10 pc）到较小的团块（$\sim$ 1 pc）、核心（$\sim$ 0.05-0.1 pc）、包层（$\sim$ 300-3000 AU）和原恒星物体（$\sim$ 15 AU）。我们使用亚毫米阵列（SMA）大型项目“恒星系统的大规模组装及其与SMA的演化（MASSES）”的新观测来探测包络，以及最近文献中的单碟和干涉观测。这是第一次在同一个云复合体中分析五个尺度上的层次结构。我们将每个尺度下的碎片数量与Jeans质量数量进行比较，以计算Jeans效率，即观察到的碎片数量与预期碎片数量的比率。速度色散被假定为产生从纯粹的热运动，或从组合的热和非热运动推断从观察到的谱线宽度。对于每个尺度，热牛仔裤碎片预测更多的碎片比观察到的，对应于低效的热牛仔裤碎片。对于最小的尺度，热加非热金斯碎裂也预测太多的原恒星物体。然而，在每一个较大的尺度热加非热金斯碎裂预测少于一个片段，相应的没有破碎成信封，核心，和团块。在所有的尺度上，结果是不一致的完全金斯碎裂的基础上，无论是热或热加非热运动。它们更接近于与低效的热牛仔碎片一致，其中热牛仔效率从最大到最小尺度增加。
2017-12-13 astro-ph.GA
Protostellar collapse and fragmentation using an MHD GADGET
虽然磁场的影响被认为是至关重要的恒星形成过程中，只有少数磁流体动力学（MHD）模拟已在这个问题上进行的平滑粒子流体动力学（SPH）方法。这主要是由于对磁场的非零发散的处理不令人满意。近年来，基于欧拉势的光滑粒子磁流体动力学（SPMHD）模拟在处理MHD坍缩和碎裂问题上取得了成功，但这些方法存在一些固有的困难。我们已经进行了SPMHD模拟的基础上发展磁场本身使用的感应方程的传统方法。为了解释数值发散，我们选择了一种方法，从力方程中减去数值发散的影响，此外，我们采用人工磁耗散作为正则化方案。我们应用这种实现的SPMHD到一个广为人知的设置，一个变化的“老板和Bodenheimer标准等温测试案例”，研究的磁场的崩溃和破碎的影响。在我们的模拟中，我们专注于设置，其中初始磁场平行于旋转轴。我们研究了不同的场强，并将我们的结果与文献中报道的其他结果进行了比较。我们能够证实在其他地方发现的具体结果，即强场恒星形成的延迟开始，伴随着只形成单星的趋势。我们还发现，“磁缓冲效应”，其中的磁场被卷起，形成一个“缓冲”之间的二进制，艾滋病二进制碎片的情况下，在以前只形成一个单一的原恒星是预期的。
2010-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Triple Protostar System Formed via Fragmentation of a Gravitationally Unstable Disk
双星和多星系统是恒星形成过程的常见结果，因此，几乎一半的类太阳恒星至少有一颗伴星。理论研究表明，有两个主要的途径，可以同时运作，以形成双星/多星系统：大规模的碎片湍流气体核心和细丝或较小规模的碎片的大规模原恒星盘由于引力不稳定性。最近出现了$>$ 1000~AU尺度上湍流碎裂的观测证据。以前的磁盘碎片化的证据是有限的推论的基础上更先进的前主序星和原恒星多系统的分离。三重原恒星系统L1448 IRS3B是寻找磁盘碎片证据的理想候选者。L1448 IRS3 B处于恒星形成过程的早期阶段，年龄可能不到15万年，系统中的所有原恒星都相距$<$ 200天文单位。在这里，我们报告的尘埃和分子气体排放的观测，揭示了一个磁盘与螺旋结构周围的三个原恒星。两颗靠近星盘中心的原恒星相距61天文单位，第三颗原恒星与外盘的旋臂重合，相距183天文单位。中央一对原恒星的推断质量为$\sim$ 1 M $_{sun}$，而围绕三颗原恒星的圆盘的总质量为$\sim$ 0.30 M $_{\sun}$。第三原恒星本身的最小质量为$\sim$ 0.085 M $_{sun}$。我们证明了L1448 IRS3B周围的盘在半径150~AU和320~AU之间似乎容易发生盘碎裂，与第三原恒星的位置重叠。这与最近经历了引力不稳定的原恒星盘的模型一致，产生了一个或两个伴星。
2016-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Is protostellar heating sufficient to halt fragmentation? A case study of the massive protocluster G8.68-0.37
如果恒星的形成是通过热碎裂和随后单个碎片的引力坍缩进行的，那么在典型的形成恒星的分子云中，在典型的密度（10 ^4 cm^-3）和温度（10 K）下，如何可能形成质量足以形成O星和B星的碎片呢？我们测试了这样一个假设，即第一代低质量恒星可能会将气体加热到足以使随后的热碎裂产生大于等于10 Msun的碎片，足以形成B型恒星。我们结合ATCA和SMA观测的大质量恒星形成区域G8.68-0.37与辐射转移建模，以获得该地区的现今条件，并使用它来推断过去的条件，在核心形成的时候。假设观测到的核心的当前质量/分离等于碎片的金斯质量/长度，并且该区域的平均密度没有改变，则需要在碎片化时的气体温度为100 K。假设的第一代低质量恒星今天仍然存在，但加热云所需的数量超过了观测所施加的限制。一些证据表明，在该地区观察到的核心最终应该形成O型星，但没有足够的原料。即使反馈可能抑制了分裂，也不足以将其阻止到这种程度。为了发展成O型星，核心必须从观测定义的边界之外获得额外的质量。观测结果表明，它们目前是通过恒星形成核心周围较大的pc尺度云中的巨大气体库（~ 1500 Msun）的注入而获得的。这表明大质量恒星不是在单个大质量碎片的坍缩中形成的，而是在更小的碎片中形成的，这些碎片本身通过更大尺度的吸积继续获得质量。
2010-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The VLA Nascent Disk And Multiplicity Survey of Perseus Protostars (VANDAM). IV. Free-Free Emission from Protostars: Links to Infrared Properties, Outflow Tracers, and Protostellar Disk Masses
原恒星在厘米无线电波长的辐射被证明可以追踪原恒星驱动的喷流和外流所产生的电离冲击所产生的自由-自由辐射。因此，在射频下测量原恒星的特性可以为了解其外流和喷流的性质提供有价值的见解。我们提出了一个C波段（4.1厘米和6.4厘米）调查的所有已知的原恒星（0类和I类）在英仙座的VLA新生盘和多重性（VANDAM）调查的一部分。我们检查已知的无线电通量密度和原恒星参数之间的相关性，如热光度和外流力，为我们的样本。我们还研究了射电流量密度与赫歇尔远红外线光度之间的关系。我们发现，自由-自由发射最有可能来自J型冲击，然而，大的分散表明，这两种类型的发射探测不同的时间和空间尺度。使用C-波段通量，我们删除了估计的自由-自由污染相应的Ka波段（9毫米）的通量密度，主要探测尘埃排放嵌入磁盘。我们发现，紧凑型（$<$ ~1”）的灰尘排放是较低的第一类源（中位灰尘质量96 M $_{\oplus}$）相对于0级（248 M $_{\oplus}$），但几倍高于第二类（5-15 M $_{\oplus}$）。如果这种致密的尘埃排放主要是追踪嵌入的盘，就像许多来源一样，这一结果提供了证据，表明随着原恒星的演化，盘的质量逐渐减少，有足够的质量形成巨行星核心。
2018-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Role of environment and gas temperature in the formation of multiple protostellar systems: molecular tracers
背景：模拟表明，由于辐射反馈引起的气体加热是多个原恒星系统是否形成的关键因素。化学是一个很好的原恒星系统的物理结构的示踪剂，因为它取决于温度结构。目的：研究被膜气体温度与原恒星多重性之间的关系。研究方法：单碟观测跟踪冷，暖和紫外线照射的气体的各种分子被用来探测7000 AU尺度上的多个和单个原恒星系统的温度结构。结果如下：根据H $_2$ CO和DCO $^+$谱线比值估算，单星、近距离双星和宽多次星目前的包络气体温度相似。另一方面，由c-C $_3$ H $_2$追踪的流出腔的温度显示出与测热光度的关系和与包络质量的反相关。虽然所有被观测的天体的包层气体温度都是相似的，但与近距离双星和单颗原恒星相比，宽倍数恒星往往会表现出更大的冷气库。结论：虽然原恒星系统的样本是小的，结果表明，气体温度可能不会有很强的影响碎裂。我们认为，质量和密度，而不是在碎裂的关键因素。
2018-09-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Science with an ngVLA: New Frontiers in Protostellar Multiplicity with the ngVLA
ngVLA将使我们对原恒星阶段多恒星系统的形成和演化的理解取得重大进展，并建立在VLA所实现的突破基础上。在3~mm波长和更长波长下的高灵敏度和分辨率将使我们能够在附近的恒星形成区发现更接近的多个系统。ngVLA对于多重性研究是非常重要的，因为短波长（$<$ 3~mm）的尘埃不透明度可以隐藏多重性，而长波长则需要揭示最年轻系统中形成的多重性。样本量可以扩大到包括恒星形成区在至少1.5~kpc的距离，使统计研究，是等同于研究领域的恒星多样性。我们验证的ngVLA检测和解决多个恒星系统的距离为1.5 kpc的VLA检测到的系统，并将其缩放到更大的距离使用经验的例子的能力。我们还使用辐射转移模型和模拟来验证ngVLA可以解决密切的双星系统，从他们的尘埃排放在这些距离。ngVLA还将具有出色的成像能力，并且还可以非常详细地检查环绕多个环境。
2018-10-15 astro-ph.GA
The Massive Protostellar Cluster NGC6334I at 220 AU Resolution: Discovery of Further Multiplicity, Diversity and a Hot Multi-Core
我们提出的VLA和ALMA成像深嵌入原星团NGC 6334 I从5厘米到1.3毫米的角分辨率高达0.17（220 AU）。主要的热核心MM 1被分解成7个组件在1.3毫米，聚集在半径为1000 AU。其中四个组件的亮度温度>200 K，半径~300 AU，最小光度~10000 Lsun，并且必须集中加热。我们将这种新现象称为“热多核”。其中两个物体在较长波长下也表现出紧凑的自由-自由发射，与超紧凑的HII区域（MM 1B）和喷流（MM 1D）一致。以MM 1D为中心的水脉泽发射的空间运动学与它是CO中所见的高速双极分子外流的起源是一致的。MM 1B和MM 1D（440~AU）的紧密接近表明一个原始双星或瞬态束缚系统。MM 1的几个组成部分表现出陡峭的毫米级SED，表明不寻常的尘埃光谱特性或时间变异性。除了解决MM 1和其他热核（MM 2）成多个组件，我们发现五个新的毫米和两个新的厘米源。水脉泽是第一次检测到对MM 4A，确认其成员的原星团。MM 4A的亮度温度为1.3 mm，为97 K，加上没有热分子线发射，因此它似乎是一个光学厚度为240 Lsun的尘埃核，可能是大规模原恒星演化的一个过渡阶段。最强的水脉泽源CM 2的性质仍然不清楚，因为它的组合的非热射电连续和缺乏尘埃排放。
2016-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The formation of protostellar binaries in primordial minihalos
已知第一批恒星是在原始气体中形成的，要么是$10^6$ ~M $_\odot$左右的迷你晕，要么是所谓的$10^8$ ~M $_\odot$左右的原子冷却晕。模拟表明，引力坍缩和原始气体中的盘形成产生了致密的恒星团。在本文中，我们特别关注原恒星双星系统的形成，并旨在量化其演化的早期阶段的性质。为此，我们结合光滑粒子流体动力学代码GRADSPH与天体化学包KROME。采用GRADSPH-KROME框架研究了高密度区域原始云的坍缩，探讨了碎裂过程和双星系统的形成。我们观察到强烈的依赖性碎裂的湍流马赫数$\mathcal{M}$和旋转支持参数$β$的强度。旋转的云显示出明显的碎片化，并产生了几次流行。III原始双星系统。我们报道了$2.31 \times 10^{-1}$ ~M $_{\odot}$ yr $^{-1}$和$2.18\times 10^{-4}$ ~M $_{\odot}$ yr $^{-1}$的最大和最小质量吸积率。单个Pop III原双星组分的质谱范围从$0.88$ ~M $_{\odot}$到$31.96$ ~M $_{\odot}$，并且对马赫数$\mathcal{M}$和转动参数$β$有敏感的依赖性。我们还报告了一个范围从$\sim0.01$到$\sim1$的质量比，我们的原二进制系统。
2018-06-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Importance of the Initial Conditions for Star Formation - II. Fragmentation Induced Starvation and Accretion Shielding
研究了不同初始条件下初始密度分布和初始湍流对原恒星团形成过程的影响。我们用三维自适应网格加密模拟研究了致密分子云核的坍缩。我们的讨论集中在湍流动力核中的原恒星物体之间的气体分布。尽管在初始配置和由此产生的气体和集群形态的大的变化，我们发现，所有的星团遵循一个非常相似的气体吸积行为。一旦次级原恒星开始形成，星系团的中心区域就被有效地屏蔽，免受进一步的吸积。因此，位于中心附近的物体缺乏物质，如中心吸收率的强烈下降所示。这种碎裂诱导的饥饿现象不仅发生在旋转支撑的盘和丝中，而且发生在具有复杂混沌运动的球对称星系团中。
2011-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The factors that influence protostellar multiplicity I: Gas temperature, density, and mass in Perseus with Nobeyama
本研究利用Nobeyama和APEX望远镜观测推导英仙座致密气体的温度、密度和质量，发现气体和尘埃质量与原恒星多重性在约5000 AU尺度上相关，而温度和密度则无相关性。
2024-07-19 astro-ph.GA
Protostellar Outflows Shed Light on the Dominant Close Companion Star Formation Pathways
University of Illinois（伊利诺伊大学）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；Yale University（耶鲁大学）；NSF-Simons AI Institute for the Sky (SkAI)（NSF-Simons天空人工智能研究所）；Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics (CIERA)（天体物理跨学科探索与研究中心）；NRC Herzberg Astronomy and Astrophysics（NRC赫茨伯格天文学与天体物理学研究所）；University of Victoria（维多利亚大学）；Space Science Institute（太空科学研究所）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）
通过分析出流分布，研究揭示紧密伴星原恒星的形成路径主要由盘碎片化主导。
2026-03-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Key Physical Parameters Influencing Fragmentation and Multiplicity in Dense Cores of Orion A
本研究对比猎户座A中碎裂与未碎裂的致密核，发现含双星/多星系统的致密核密度和马赫数更高，湍流与磁场能量比和碎裂无关，表明高密度和超声速湍流是碎裂关键，磁场影响有限。
2025-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Collapse and Fragmentation of Molecular Cloud Cores. X. Magnetic Braking of Prolate and Oblate Cores
最初的扁长和扁圆，磁性分子云的崩溃和破碎计算在三维重力，辐射流体动力学代码。该代码包括磁场的影响，在一个近似的方式：磁压力，张力，制动，和双极扩散都建模。对于最初的扁长云和扁圆云，变化的参数是径向密度分布的中心集中的初始程度、初始角速度和磁制动的效率（由因子$f_{mb} = 10^{-4}$或$10^{-3}$表示）。扁圆形的核心都坍缩形成环，可能容易分裂成多个系统。扁长核坍缩的结果很大程度上取决于初始密度分布。中心密度比边界密度高20倍的长形核心坍缩并分裂成双星或四星系统，而中心密度比边界密度高100倍的核心坍缩形成嵌入棒中的单个原恒星。在后一组模型中，磁制动的加入能够抑制原恒星的碎裂，因为当计算没有磁制动的相同模型时（Boss 2002），这些核心碎裂成双星原恒星。这些模型证明了在原恒星坍缩和碎裂研究中纳入磁场的重要性，并表明即使纳入磁场，碎裂成二元和多个系统仍然是原恒星坍缩的可能结果。
2009-03-10 astro-ph.GA
FRagmentation and Evolution of dense cores Judged by ALMA (FREJA). I (Overview). Inner $\sim$1000 au structures of prestellar/protostellar cores in Taurus
我们已经进行了调查型观测1毫米连续和分子线向致密的核心（32 prestellar + 7原恒星）的平均密度为$\gtrsim$ 10 $^5$厘米$^{-3}$在金牛座分子云使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列阿塔卡马紧凑阵列（ALMA-ACA）的独立模式，角分辨率为6。$''$ 5（$\sim$ 900 au）。这项研究的主要目的是调查致密核心的最里面部分，以了解恒星形成的初始条件。在原恒星的核心，原恒星盘的贡献占主导地位的观测到的连续通量的35-90%的范围内，除了非常低的光度对象。对于星前核心，我们已经成功地证实了连续发射致密气体的密度为$\gtrsim$ 3 $\times$ 10 $^5$厘米$^{-3}$对约三分之一的目标。由于ACA-7 m阵列的空间频率覆盖率较低，因此检测率明显高于以往使用ALMA Main阵列在大量无星样本中检测到0或1个连续源的调查。统计计数方法告诉我们，随着密度的增加，星前核心直到原恒星形成的寿命接近自由落体时间。在星前核中，至少有两个目标具有可能的内部亚结构，如果我们考虑分子线（C $^{18}$ O和N $_2$ D $^{+}$）分布，则在$\sim$ 1000 au尺寸尺度的连续发射中检测到这些亚结构。这些结果表明，小规模的碎裂/合并过程发生在一个区域小于0.1 pc，这可能会决定最终的核心质量与个别原恒星的形成开始前的核心与$\sim$…
2020-07-30 astro-ph.GA
The Turbulent Origin of Outflow and Spin Misalignment in Multiple Star Systems
宽分离双星的原恒星流出经常出现错位。我们使用磁流体动力学模拟来研究形成双星对的原恒星自旋和分子外流的对齐。我们表明，原恒星对，形成从湍流破碎在一个单一的母核，具有随机取向的角动量。虽然这两个粒子对迁移到更近的距离，但它们的自旋仍然部分错位。我们生产$^{12}$ CO（2-1）模拟合成观测和特征的流出方向的排放地图。CO鉴定的流出表现出类似的随机分布，并且也与观察到的分子流出分布在统计学上一致。我们的结论是，观察到的错位提供了一个明确的签名，通过湍流碎片的二进制形成。持续不对准的外流和恒星自旋的动力学演化后，可能提供了一个签名的二进制起源更发达的多星系统。
2016-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The factors that influence protostellar multiplicity II. Gas temperature and mass in Perseus with APEX
Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文学研究所）；Star and Planet Formation Laboratory, RIKEN Pioneering Research Institute（理化学研究所前沿研究机构恒星与行星形成实验室）；Fox2Space - FTSCO, The Fault Tolerant Satellite Computer Organization（Fox2Space - FTSCO，容错卫星计算机组织）；Institute of Astronomy, Department of Physics, National Tsing Hua University（国立清华大学物理系天文学研究所）；Taiwan Astronomical Research Alliance (TARA)（台湾天文研究联盟）；Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics（中央研究院天文及天文物理学研究所）；NRC Herzberg Astronomy and Astrophysics（NRC赫茨伯格天体物理学研究所）；Department of Physics and Astronomy, University of Victoria（维多利亚大学物理与天文系）；Department of Physics, Norwegian University of Science and Technology（挪威科技大学物理系）
研究通过分析天鹅座中31个原恒星系统的气体温度和质量，探讨多重性影响因素，发现多倍系统气体和尘埃质量较高，且气体温度分布广泛。
2025-10-17 astro-ph.GA
Population III Star Formation in an X-ray background: II. Protostellar Discs, Multiplicity and Mass Function of the Stars
盘碎裂在决定原始恒星（Pop III星）的数量、质量和初始质量函数方面起着重要的作用。在这系列的第二篇论文中，我们探索了均匀的FUV H $_2$光离解和X射线辐射背景对Pop~III星形成的影响，使用网格的高分辨率放大模拟。我们发现，在X射线背景下，原恒星盘具有较低的表面密度和较高的Toomre $Q$参数，因此它们更稳定。由于这个原因，X射线照射的盘经历较少的碎裂，并且通常产生二元系统或低多重性系统。相反，弱或无X射线照射的情况产生具有典型的$6 \pm 3$多重性的系统。此外，由于吸积率较低，每个系统中质量最大的原恒星在圆盘受到X射线照射时大约要小两倍。结合这两种效应，碎片的初始质量函数在强X射线背景下变得更加头重脚轻，并通过具有斜率$1.53$和$61$ M $_\odot$的高质量截止的幂律来很好地描述。在没有X射线的情况下，我们发现$0.49$的斜率和$229$ M $_\odot$的截止质量。最后，原恒星在形成后由于外部高角动量气体的吸积而向外迁移，并且在没有X射线照射的情况下，这种迁移更加频繁和显著。
2021-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Variable protostellar accretion with episodic bursts
我们提出了最新的发展盘引力不稳定性和碎裂模型，最初介绍了我们解释情节吸积爆发的早期阶段的恒星形成。利用改进的星盘热平衡和星盘相互作用的数值流体力学模型，我们计算了星前核引力坍缩形成的原恒星盘的演化。与我们以前的研究一致，我们发现，更高的初始质量和角动量的核心产生的磁盘，更有利于引力不稳定性和碎片，而更高的背景辐射和磁场缓和磁盘碎片的倾向。在我们的模型中的原恒星吸积是时变的，由于不同的螺旋模式之间的非线性相互作用的引力不稳定盘，并可以经历情节爆发时，碎片迁移到恒星由于与其他碎片或螺旋臂的引力相互作用。大多数爆发发生在部分嵌入的I类相位，一小部分发生在深度嵌入的0类相位和一些可能的爆发在光学可见的II类相位。平均爆发持续时间和平均光度的发现是在很好的协议与FU-Orionis型喷发的观测推断。该模型预测存在两种类型的爆发：孤立的爆发，表现出定义明确的光度峰值，它们被长时间（约10^4年）的静止吸积分开，而聚集的爆发，表明在短短几百年内一个接一个地发生了几次爆发。最后，我们估计40%~ 70%的恒星形成核在形成星盘系统后会出现爆发。
2015-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar disks formed from rigidly rotating cores
摘要：我们使用三维SPH模拟研究低质量星前核的坍缩和原恒星盘的形成和早期演化。初始条件是刚性旋转的轻微超临界Bonnor-Ebert球。核心质量和初始半径保持不变，M_O=6.1 M_sun，R_O= 17，000 AU，我们唯一改变的参数是初始角速度Ω_O。由Ω_O<1.35 10 d-13 l/s的核心形成的原恒星盘的半径在100 ~ 300 AU之间，并且相当集中;由于气体流入盘上并吸积到中心物体上而加热，它们也相当温暖，T>100 K，因此对引力碎裂是稳定的。相比之下，快速旋转的核心形成的圆盘密度较低，温度较低，半径在400到1000 AU之间，因此它们容易发生引力碎裂并形成多个系统。我们导出了一个判据，它预测了在给定M_O、R_O和Ω_O的情况下，一个刚性旋转的核是否会产生一个原星盘，当物质仍从核壳中下落时，原星盘会碎裂。然后，我们把这个准则应用于已经用观测方法估计了M_O、R_O和Ω_O的岩心样品。我们的结论是，所观察到的核心是稳定的，在这个阶段的碎片，由于它们的低角速度和热量传递的吸积冲击，下落的材料击中光盘。
2009-07-15 astro-ph.GA
Kinematics and stability of high-mass protostellar disk candidates at sub-arcsecond resolution -- Insights from the IRAM NOEMA large program CORE
本研究利用NOEMA CORE项目在亚角秒分辨率下观测20个高光度原恒星，通过CH$_3$CN运动学识别13个盘候选体并测量质量、温度与Toomre稳定性，发现多数早期大质量原恒星盘因盘星质量比高而易引力碎裂。
2023-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Accretion bursts in low-metallicity protostellar disks
研究了金属丰度在$Z=1.0-0.01~Z_\odot$范围内的原恒星盘的早期演化，特别强调了引力不稳定性的强度和低金属丰度系统中原恒星吸积的性质。数值流体动力学模拟在薄盘限制，功能单独的气体和尘埃温度，和磁盘的质量加载从下落的父母云核。模型的云核相似的初始质量和旋转模式，但不同的金属丰度被认为是区分金属丰度的初始条件的影响。在低金属丰度模型中，盘演化的早期阶段以剧烈的引力不稳定和碎裂为特征。盘的不稳定性是由来自坍缩核心的持续质量负荷维持的。与金属丰度较高的模型相比，$Z=0.01~Z_\odot$模型中不稳定阶段所涵盖的时间要短得多，这要归功于塌陷核心内部较高的气体温度（与较低的尘埃温度脱钩）导致的较高的质量下落率。原恒星吸积率是高度可变的低金属模型，反映了相应的原恒星盘的高度动态性质。低金属量系统的特点是短，但充满活力的事件所造成的质量吸积向内迁移的气体团块，形成通过引力破碎的原恒星盘的下落。与$Z=0.01~Z_\odot$病例相比，$Z=0.1~Z_\odot$模型中的这些爆发似乎更多，持续时间更长。变易的原恒星吸积并不是太阳金属丰度盘的一个特殊特征。它也是引力不稳定盘所固有的，金属丰度比太阳低100倍。
2020-06-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing Evolution in Massive Protostellar Objects (TEMPO) -- I: Fragmentation and emission properties of massive star-forming clumps in a luminosity limited ALMA sample
本文基于TEMPO项目，利用ALMA在1.3mm波段观测38个大质量恒星形成区，探讨了样本的碎裂、成团和通量密度性质，发现碎裂尺度多大于热Jeans长度，并揭示了光度与谱线丰富度的演化趋势及连续谱通道选择方法。
2023-09-11 astro-ph.GA
Protostellar discs formed from turbulent cores
我们调查的崩溃和破碎的低质量，trans-sonically湍流星前核心，使用SPH模拟。初始条件是稍超临界的Bonnor-Ebert球，它们具有相同的密度分布、相同的质量（M_O=6.1 Msun）和相同的半径（R_O= 17，000 AU），但具有不同的初始湍流速度场。已经产生了400个紊流速度场，所有这些都按比例缩放，使得平均马赫数为M=1。然后，这些子集，有一个范围内的净角动量，j，已经演变。这些湍流核心的演化与j没有很强的相关性。相反，由于会聚的湍流形成了对流结构，从而缓和了湍流核心的演化。大部分（~ 82%）的原恒星是由湍流核心形成的，其中有原恒星吸积盘，但只有很小一部分（~16%）的吸积盘足够冷，并扩展到发展非线性引力不稳定性和碎片。
2009-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Catalogue of High Protostellar Surface Density Regions in Nearby Embedded Clusters
我们分析了24个年轻的和附近（1千秒差距内）嵌入式集群的高质量恒星目录，并提出了一个目录的32组具有高浓度的原恒星。这些组的有效半径中位数为0.17 pc。原恒星和主序星前的平均表面密度分别为46 M_{\odot} pc^{-2}和11 M_{\odot} pc^{-2}。我们估计这些群体的年龄使用恒定的出生率和随机吸积停止模型，并找到一个中位数为0.25百万年。天鹰座和巨蛇座、澳大利亚冕座和蛇腹座L1688中的一些星群显示出高的原恒星表面密度和高的分子气体表面密度，它们似乎正在经历活跃的恒星形成过程。这些群体提供了一个极好的机会来研究星团恒星形成的初始条件。原恒星和前主序星表面密度的比较显示，这些集团在几个百万年的一些云连续低质量的恒星形成。对于典型的原恒星的距离小于0.4 pc的群体，我们发现，这些分离同意热金斯碎裂尺度。另一方面，对于典型的原恒星间距大于0.4 pc的星群，这些间距总是大于相关的金斯长度。
2018-12-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
A nine-member protostellar system forming via filament fragmentation in the high mass protocluster NGC 6334-43
Scottish Universities Physics Alliance (SUPA), School of Physics and Astronomy, University of St Andrews（圣安德鲁斯大学物理与天文学学院）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Aberystwyth University（阿伯里斯特威斯大学）
利用ALMA高分辨率观测，发现了一个由九颗原恒星和候选前恒星源组成的系统，其形成于单一纤维结构的碎裂，并分析了其动力学和演化特征。
2026-06-02 astro-ph.GA
Episodic accretion, protostellar radiative feedback, and their role in low-mass star formation
原恒星通过吸积盘中的物质来增加质量，这种吸积最初是它们光度的主要来源。由此产生的辐射反馈加热了年轻原恒星的环境，从而可能抑制进一步的碎片化和恒星形成。越来越多的证据表明，物质在原恒星上的吸积是间歇性的，而不是连续的;大多数情况下，它发生在持续数百年的短暂爆发中，而这些吸积爆发之间的间隔可能是数千年。我们已经开发了一个模型，包括在模拟恒星形成的幕式吸积的影响。幕式吸积导致幕式辐射反馈，加热并暂时稳定盘，抑制引力不稳定性的增长。然而，一旦爆发终止，原恒星的光度就很低，并且盘迅速冷却。如果连续爆发之间有足够的时间，圆盘可能会变得重力不稳定并碎裂。该模型表明，如果（i）连续爆发之间的时间比引力不稳定性增长的动力学时间尺度长（几千年），以及（ii）到原恒星上的静态吸积速率足够低（最多几倍1 e-7 Msun/yr），则偶发吸积可能允许盘碎片化。我们还发现，在一些原恒星形成后，他们自己的幕式吸积事件缩短了连续爆发之间的间隔，并抑制进一步的碎片化，从而限制了在盘中形成的物体的数量。我们的结论是，情节吸积温和的辐射反馈的影响，从年轻的原恒星对他们的环境，并在一定条件下，允许形成低质量的恒星，褐矮星，和行星质量的物体的原恒星盘的碎片。
2012-09-04 astro-ph.GA
The VLA/ALMA Nascent Disk and Multiplicity (VANDAM) Survey of Orion Protostars. A Statistical Characterization of Class 0 and I Protostellar Disks
我们用0.87 mm的ALMA和$\sim$ 0.1”（40 au）的分辨率对猎户座分子云中的328颗原恒星进行了观测，包括用9 mm的VLA和$\sim$ 0.08”（32 au）的分辨率对148颗原恒星的观测。这是在这一分辨率下对原恒星进行的最大的多波长调查。我们使用的尘埃连续排放在0.87毫米和9毫米，测量尘埃盘半径和质量对0类，I类，和平坦的光谱原恒星，这些磁盘属性的演化特征在原恒星阶段。0类、I类和平谱原恒星的平均尘埃盘半径分别为44.9 $^{+5.8}_{-3.4}$、37.0 $^{+4.9}_{-3.0}$和28.5 $^{+3.7}_{-2.3}$ au，平均原恒星尘埃盘质量分别为25.9 $^{+7.7}_{-4.0}$、14.9 $^{+3.8}_{-2.2}$和11.6 $^{+3.5}_{-1.9}$地球质量。尘埃盘质量的减少是由于尘埃盘的演化和吸积，但尘埃盘半径的减少可能表明恒星形成的初始条件不会导致尘埃盘半径的系统性增长，或者径向漂移使尘埃盘的尺寸保持较小。在我们的样本中，至少有146个原恒星盘（35%的379个检测到的0.87 mm连续源加上42个未检测到）的盘半径大于50 au。这些属性在猎户座的不同区域之间没有显着差异。原恒星尘埃盘质量分布系统性地比II类尘埃盘大$>$ 4倍，这提供了证据表明巨行星的核心可能至少需要在原恒星阶段开始形成。
2020-01-13 astro-ph.GA
The VLA/ALMA Nascent Disk and Multiplicity (VANDAM) Survey of Orion Protostars I. Identifying and Characterizing the Protostellar Content of the OMC2-FIR4 and OMC2-FIR3 Regions
我们给出了猎户座整体形暗条中OMC 2-FIR 4和OMC 2-FIR 3的ALMA（0.87 mm）和VLA（9 mm）观测结果，这两个暗条被认为是最近的中等质量恒星形成区域。我们在$\sim$ 40~AU（0 \farcs 1）尺度上表征了这些区域内的连续源，并且相关的分子线发射的分辨率比以前在类似波长下的观测高$\sim$ 30倍。我们在OMC 2-FIR 4中确定了六个紧凑的连续源，在OMC 2-FIR 3中确定了四个，在OMC 2-FIR 4之外确定了一个额外的源。这种连续辐射在小于100~AU的尺度上跟踪内包层和/或盘辐射。HOPS-108是OMC 2-FIR 4中唯一一颗表现出复杂有机分子高激发跃迁发射的原恒星（例如，甲醇和其它谱线）与连续发射一致。HOPS-370在具有L~ $\sim$ ~360~ \lsun的OMC 2-FIR 3中也表现出来自高激发甲醇和其它谱线的发射。这两颗原恒星的甲醇排放表明温度足够高，可以从冰冷的尘埃颗粒中热蒸发甲醇;总的来说，这些原恒星具有类似于热科里诺的特征。我们没有在\twco中识别出来自HOPS-108的清晰外流，但发现了来自HOPS-370和OMC 2-FIR 4区域的外流/喷流之间相互作用的证据。大量的观测限制表明，HOPS-108可能是一颗处于主要质量吸积阶段的低质量到中等质量的原恒星，它是OMC 2-FIR 4中最明亮的原…
2019-10-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Do siblings always form and evolve simultaneously? Testing the coevality of multiple protostellar systems through SEDs
多重性在场星和原恒星系统中很常见。模型表明有两种形成途径：湍流碎裂和原恒星盘碎裂。我们试图发现多个原恒星系统的共演化频率是否有助于更好地理解它们的形成机制。共演化频率是通过约束多元系统中各组分的相对演化阶段来确定的。SEDs为已知的多个原恒星在英仙座的文献数据构建。Herschel PACS测光图被用来采样分离>7”的系统的SED峰值，这是确定原恒星系统演化阶段的一个关键方面。倾斜效应和周围的包络线和流出被认为是解耦源的几何形状从演变。这与形状和从SED导出的属性一起被用来尽可能准确地确定每个系统的coevality。SED模型用于检查由于几何形状引起的非共形的频率。我们发现一个非共形频率为33+/-10%，从解决多个系统的SED形状的比较。其他震源参数表明非共点频率略低。由于模型SED的随机倾角配对导致的明显非共形的频率为17+/-0.5%。对已解决的多重系统的流出的观测并不表明多重系统内存在重大的不对准。未解决的多次波上的SED形状的影响也进行了研究。我们发现，1/3的多个原恒星系统采样这里是非共时的，这是比预期的随机几何取向。另外2/3是同时代的。高阶多次波显示出非同时代的趋势。这里发现的非共形性的频率最有可能是由于形成和动力学演化增强。
2016-04-20 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Protostellar spin-up and fast rotator formation through binary star formation
通过磁流体动力学模拟发现，主星星周盘的引力不稳定性导致高比角动量物质吸积，触发自旋加速并促进伴星形成，从而解释了双星系统中快速自转星的成因。
2024-08-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
On the coupled origin of the stellar IMF and multiplicity
Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学、法国国家科学研究中心、天体物理学与行星学研究所）；Department of Astronomy, University of Florida（佛罗里达大学天文学系）
研究通过分层碎片化过程解释恒星IMF与多星率的耦合起源，提出碎片化存在两个不同阶段，从而解释IMF斜率和转折点的形成。
2026-02-03 astro-ph.GA
Formation of Wide Binaries by Turbulent Fragmentation
理解由质量非常低的恒星（M $\le$ 0.1 Msun）组成的宽双星系统的形成是一个挑战。最明显的途径是通过广泛分离的低质量坍缩碎片产生的湍流分裂的分子核心。然而，从磁盘碎片的近双星/多重也可以通过潮汐演化演化的星团的几个初始交叉时间演变为宽双星。发现一个孤立的低质量宽双星系统在形成的最早阶段，潮汐演化之前可能会发生，将证明湍流碎裂是一个可行的机制（非常）低质量宽双星。在这里，我们报告的高分辨率ALMA观测一个已知的宽分离原恒星二进制，显示每个组件有一个拱星盘。这个系统太年轻，不可能是从一个近距离双星演化而来的，而且盘的轴也没有对准，这为湍流碎裂模型提供了强有力的支持。这两颗恒星的质量都来自于其盘的开普勒自转;它们都是质量很低的恒星。
2017-07-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Resolving the fragmentation of high line-mass filaments with ALMA: the integral shaped filament in Orion A
我们研究了猎户座A分子云中最近的高线质量细丝，积分形细丝（ISF，线质量$\sim$ 400 M $_\odot$ pc $^{-1}$）的碎裂。我们用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵（ALMA）在3 mm连续辐射下观测了1.6pc长的ISF断面，分辨率为$\sim$ 3”（1200 AU）。我们确定从该地区的43个致密的核心与太阳质量的质量。60%的ALMA核心是原恒星，40%是无星的。最近邻分离的核心没有显示出一个首选的碎裂尺度;短分离的频率增加到1200 AU。我们应用两点相关分析的密集核心的分离，并表明，ALMA核心显着分组在以下的分离$\sim$ 17 000 AU和强烈的分组低于$\sim$ 6 000 AU。原恒星核和无恒星核的分组方式不同：只有无恒星核在$\sim$ 6 000 AU以下才有强烈的分组。此外，核的空间分布指示核周期性地分组为大小为$\sim$ 30 000 AU的组，由$\sim$ 50 000 AU分隔。这些群与赫歇尔探测到的尘埃柱密度峰值相吻合。这些结果表明，分层的，双模式的碎片，其中母体丝定期碎片成组的密集的核心。重要的是，我们的研究结果表明，较低的线质量细丝（$\sim$ 16 M $_\odot$ pc $^{-1}$）的碎裂模型未能捕获所观察到的ISF的属性。我们还发现，在ISF中与斯皮策和赫歇尔确定的原恒星在小于$\sim$ 17 000 A…
2017-01-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gravitational instability in protostellar disks at low metallicities
原恒星盘的碎裂控制着原恒星的生长，并在决定新生恒星的最终质量方面起着关键作用。在本文中，我们研究了原恒星盘的结构和引力稳定性的全金属量范围从零到太阳值。使用质量吸积率评估的前星核的崩溃阶段的热演化，我们计算的磁盘结构和它们的演化框架中的标准稳定盘。总的来说，随着金属丰度的增加，更有效的冷却导致更低的吸积速率和更低的盘内温度：在金属丰度为零时，吸积速率为~ 1 e-3 Msun/yr，盘温度为~ 1000 K，而在太阳金属丰度为~ 1 e-6 Msun/yr，盘温度为10 K。尽管这些值相差很大，但零金属盘和太阳金属盘具有相似的稳定性：引力稳定性的Toomre参数，可以用盘和包层中的温度之比Q ~（T_disk/T_env）^3/2表示，> 1，即，边缘稳定。然而，在金属丰度为1 e-5--1e-3 Zsun的中间值时，由于尘埃的冷却作用（由于尘埃的密度很高（> 1 e 10 cm^-3），这种冷却作用只在尘埃盘中有效）使得尘埃盘中的温度低于包层中的温度，因此发现尘埃盘在Q ~ 0.1 ~-1时非常不稳定。这表明，在这个金属丰度范围内，由原恒星盘碎片形成的单个恒星的质量可能比它们的母核小得多。在这种情况下，典型的恒星质量将是几个Msun，这与观测建议的极端贫金属恒星的质量尺度一致。
2014-01-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Observations of high-order multiplicity in a high-mass stellar protocluster
利用ALMA高分辨率观测在大质量原星团G333.23--0.06中首次发现五合、四合、三合及多个双星原恒星系统，提出核碎裂是形成高阶多重系统的关键机制。
2024-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mass Assembly of Stellar Systems and Their Evolution with the SMA (MASSES). Multiplicity and the Physical Environment in L1448N
我们目前的连续谱和分子线观测在230 GHz和345 GHz的亚毫米阵列（SMA）对英仙座L1448 N地区的三颗原恒星。这些数据来自大型项目“恒星系统的大规模组装及其与SMA的演化”（MASSES）。三个尘埃连续源，源B，源NW和源A，在两个频率检测。这些源在C18 O（J=2-1）、13 CO（J=2-1）和HCO+（J=4-3）中具有相应的发射峰，并且与N2 D+（J=3-2）峰具有偏移。高角分辨率数据来自一个免费的连续测量与卡尔G。Jansky甚大天线阵显示，源B与三个8毫米连续体天体有关，源NW与两个天体有关，而源A仍然是单一的。这些结果表明，L1448 N的多重性存在于从几千AU到< 100 AU的不同空间尺度上。在每个源的速度梯度从二维拟合SMA C18 O的排放被发现是垂直于流出方向的20度内所揭示的12 CO（J=2-1）。我们已经观察到，具有多重性的源B和NW比没有多重性的源A具有更高的密度。这表明热金斯碎裂可能与碎裂过程有关。然而，我们没有观察到有多重性和没有多重性的源之间的转动能和引力能之间的比率的差异。我们也没有观察到非热速度分散和碎裂程度之间的趋势。我们的研究提供了第一个直接和全面的比较，在低质量的原恒星的多重性和核心属性，虽然基于少量的统计数据。
2015-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling disk fragmentation and multiplicity in massive star formation
研究了大质量原恒星周围吸积盘的形成、早期演化和碎裂过程。我们使用基于网格的自重力辐射流体动力学代码，包括恒星和尘埃演化的子网格模块。我们故意不使用下沉粒子来考虑碎片形成和破坏的所有路径，而是保持足够高的空间网格分辨率，以正确解决问题的物理长度尺度。我们使用球坐标中的3D网格，在径向方向上具有对数缩放，在极方向上具有余弦缩放。因此，网格单元总数的大约25%，对应于$\sim$ 2600万个网格单元，用于模拟磁盘物理。它们构成了迄今为止对形成中的大质量恒星周围的磁盘碎片进行的最高分辨率模拟，其中考虑了这里的物理学。我们通过对5种不同分辨率进行相同的模拟来研究结果的收敛性。我们从一个分子云的坍缩开始;一个大质量的（原）恒星在它的中心形成，周围是一个带有螺旋臂的破碎的开普勒样吸积盘。这些碎片的质量为$\sim 1 M_\odot$，它们与盘、旋臂和其他碎片的持续相互作用导致了偏心轨道。碎片形成流体静力学核心，由次级盘与螺旋臂包围，也产生新的碎片。我们确定了几种机制的碎片形成，相互作用和破坏。碎片的中心温度可以达到氢的离解极限，形成第二个拉森核，并演化成伴星。在此基础上，我们研究的多重性预测的模拟和发现$\sim 6$同伴在不同的距离从主要的：从可能的光谱倍数，同伴在1000和2000 AU之间的距离。
2020-08-31 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The IMF and multiplicity of stars from gravity, turbulence, magnetic fields, radiation and outflow feedback
我们进行了一系列的三维，磁流体动力学（MHD）模拟团簇形成包括重力，湍流，磁场，恒星辐射加热和外流反馈。我们观察到，包含原恒星流出（1）降低恒星形成率的一个因素$\sim2$，（2）增加碎片，（3）移动初始质量函数（IMF），以较低的质量的一个因素$2.0\pm0.2$，没有显着影响IMF的整体形状。从我们的模拟中获得的下沉粒子（原恒星物体）质量分布的形式相当好地匹配观测IMF。我们还表明，基于双折射的理论模型的IMF同意我们的模拟IMF在高质量和低质量的制度，但不预测任何棕矮星，而我们的模拟产生了相当数量的亚恒星物体，这是由动力学相互作用（喷射）。我们发现，这些动力学相互作用也发挥了关键作用的二进制分离分布和恒星运动学一般。我们的恒星团簇形成的数值模型也再现了观察到的多重性的质量依赖。我们的多重性分数估计一般同意与观测估计不同的光谱类型。我们进一步计算了所有汇粒子的比角动量，发现$1.5 \times 10^{19}\, \mathrm{cm^2\, s^{-1}}$的平均值与观测数据一致。我们的下沉粒子的特定角动量位于典型的原恒星信封和双星的范围内。我们的结论是，IMF是由重力，湍流，磁场，辐射和外流反馈的组合控制。
2021-08-11 astro-ph.GA
The Mass Evolution of Protostellar Disks and Envelopes in the Perseus Molecular Cloud
在低质量恒星形成的标准图像中，一个致密的分子云经历引力坍缩形成一个原恒星系统，由一个新的中心恒星、一个星周盘和周围剩余物质的外壳组成。系统的质量分布随着物质从大尺度包层通过圆盘吸积到原恒星上而演变。虽然这一总体情况得到了模拟和间接观测测量的支持，但与磁盘增长和包络耗散相关的具体时间尺度仍然没有受到很好的约束。在本文中，我们对Jørgensen等人（2009年）介绍的方法进行了严格的测试，以获得嵌入式原恒星周围的盘和包层的质量测量，并使用无法分辨盘的观测结果（分辨率为$\sim$ 1000\，AU）。使用未解决的数据，从最近的质量大会的恒星系统及其演化与SMA（质量）调查，我们得到磁盘和信封质量估计$59$原恒星系统的英仙座分子云。我们将我们的结果与VLA新生盘和多重性（VANDAM）调查的独立盘质量测量结果进行比较，发现了很强的线性相关性，这表明可以从未解决的观测中测量准确的盘质量。然后，利用质量样本的大小，我们发现原恒星质量分布作为年龄的函数没有显着的趋势，近似从测热温度。这些结果可能表明，盘质量的原恒星是设置在附近的0类原恒星阶段的发病，并保持大致恒定的整个I类原恒星阶段。
2019-02-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Planet formation around M dwarfs via disc instability: Fragmentation conditions and protoplanet properties
在观测到的围绕M矮星运行的系外行星中，约有30%是比木星质量更大的气体巨星。这些行星是由盘不稳定形成的主要候选者。目的：我们想确定围绕M矮星的盘破裂的条件以及由盘不稳定形成的行星的性质。研究方法：我们进行了流体动力学模拟的M矮原恒星盘，以确定所需的最小光盘质量的引力破碎发生。不同的恒星质量，盘半径，和金属丰度被认为是。每个原恒星盘的质量稳步增加，直到盘破碎，形成原行星。结果：我们发现，一个磁盘到星质量比之间的$\sim 0.3$和$\sim 0.6$是需要发生碎裂。圆盘碎片的最小质量随恒星质量和圆盘大小的增加而增加。金属含量不会显著影响最小椎间盘碎片质量，但高金属含量可能会抑制碎片。原行星在距离主星约$\sim50$ AU的地方迅速形成（几千年内），它们最初非常热;它们的中心温度与由核心吸积形成的行星周围的吸积冲击（高达12，000 K）相似。这些行星的最终性质（例如质量和轨道半径）是通过长期的盘-行星或行星-行星相互作用来确定的。结论：盘的不稳定性是一种在M矮星周围形成气体巨行星的合理方式，前提是盘在形成的初始阶段至少有其宿主恒星质量的30%。未来的观测需要大质量的M矮星盘或非常年轻的M矮星周围的行星，以确定盘的不稳定性对低质量恒星周围行星形成的重要性。
2020-01-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation, rotation and outflows in the high-mass star-forming region IRAS 23033+5951. A case study of the IRAM NOEMA large program CORE
大质量恒星（> 8 M $_\odot$）的形成过程没有得到很好的限制，特别是，团块碎裂产生多个系统的影响和质量吸积到核心的机制。我们研究了致密气体团的碎裂，并通过分析高质量（~ 500 M $_\odot$）恒星形成区IRAS 23033+5951的观测来追踪星周旋转和外流。利用三种配置的北方扩展毫米波天线阵（NOEMA）和IRAM 30-m单碟望远镜（220 GHz），我们以~0.45arcsec的角分辨率（相当于1900 au）探测了气体和尘埃的辐射。在毫米连续发射，我们确定了一个原星团至少有四个毫米源，其中三个显示出显着更高的峰值强度远高于信噪比为100。从大到小的空间尺度的层次破碎进行了讨论。两个碎片嵌入旋转结构中并驱动分子流出，通过$^{13}$ CO（2-1）发射来追踪。两个核心的速度分布与开普勒相似，但缺少靠近旋转中心的最高速度分量，这是此类观测的常见现象，其他旋转场景也不完全排除。位置-速度图显示原恒星质量约为6和19 M $_\sun$。从拟合CH $_3$ CN（$12_K-11_K$）光谱的旋转温度被用于估计气体温度，并通过该盘对重力碎裂的稳定性，利用Toomre的$Q$参数。[We]只确定一个候选盘是不稳定的对重力不稳定性所造成的轴对称扰动。同一母气团内不同演化阶段的气源占主导地位。核心的旋转和外流的外观与低质量恒星形成区的相似。
2019-07-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effects of the environment on the multiplicity properties of stars in the STARFORGE simulations
大多数观测到的恒星都是多恒星系统的一部分，但对这些系统的形成以及环境和各种物理过程的作用仍然知之甚少。我们提出了一套辐射磁流体动力学模拟恒星形成的分子云从STARFORGE项目，包括恒星反馈与不同的初始表面密度，磁场，湍流水平，金属丰度，星际辐射场，模拟几何和湍流驱动。在我们的基准云的原始模拟数据再现所观察到的太阳型和更高质量的恒星的多重性分数，类似于以前的作品。然而，在校正观测不完整性后，模拟低估了这些值。这种差异可能是由于缺乏磁盘碎片，因为模拟只解决了通过捕获或核心碎片形成的多次波。伴星的原始质量分布与随机抽取$>1\,\mathrm{M_\odot}$恒星伴星的初始质量函数相一致，然而，考虑到观测的不完整性，产生了一个与观测相似的平坦分布。我们发现，恒星的多样性变化的云的演变和反相关的恒星密度。这种关系也解释了运行之间的大多数多重性变化，即，增加恒星密度的初始条件的变化（增加表面密度，减少湍流）减少多重性。虽然其他参数，如金属丰度，星际辐射，和几何形状显着影响恒星形成的历史或IMF，改变它们产生没有明确的趋势，在恒星的多重性属性。
2022-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Destruction of massive fragments in protostellar disks and crystalline silicate production
我们提出了一种机制，与年轻的原恒星盘的大规模碎片的形成和随后的破坏结晶硅酸盐生产。碎片形成于恒星形成的嵌入阶段，通过径向距离\ga 50-100 AU处的盘碎裂，当气体温度超过约800 K的结晶阈值时，在其内部退火小的非晶晶粒。我们证明，在早期嵌入阶段形成的碎片可以被摧毁之前，他们要么形成固体核心或蒸发尘埃颗粒，从而释放到不同的径向距离从子AU到百AU尺度的加工结晶尘埃。碎片的两种可能的破坏机制是碎片径向向内移动并接近中央恒星时的潮汐破裂和光蒸发，以及螺旋臂施加的潮汐扭矩的分散。因此，大部分的水晶尘埃集中在盘的内部区域和旋臂，这是碎片破坏的可能地点。
2011-01-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA observations of two massive and dense MALT90 clumps
我们报告阿塔卡马大毫米阵列观测3毫米尘埃连续发射和线发射，在HCO $^{+}$，H $^{13}$ CO $^{+}$，N $_{2}$ H $^{+}$和CH $_{3}$ CN，对两个大规模和密集的团块（MDC）在早期，但不同的演化阶段（星前和原恒星），其目的是调查其在$\sim$ 1 $\arcsec$的角尺度的碎片特征。在星前团块中，我们探测到10个致密结构（核心），半径为1200 ~ 4500 AU，质量为1.6 ~ 20 M $_\odot$。这些核心的一半表现出反P-Cygni配置文件在HCO $^{+}$和subvirialized表明，他们正在经历崩溃。在原恒星团附近，我们探测到一个质量为119~M $_\odot$的中心核，它具有很强的质量下降速率，还有9个质量较小的核，质量从1.7 ~ 27~M $_\odot$，半径从1000 ~ 4300 AU。CH $_{3}$ CN自转温度分别由原恒星团的8个核和星前团的3个核导出。星前星团内的核心比原恒星团内的核心具有更小的线宽和更低的温度。星前星团的核心总质量占星团质量的比例（$\sim$ 6\%）小于原恒星星团（$\sim$ 2 3\%）。我们的结论是，我们正在目睹的致密气体在全球崩溃的MDCs的演变;星前集群说明的初始阶段的碎片，窝藏的核心是单独崩溃，和原恒星集群反映了一个较晚的阶段，其中相当一部分的气体已被…
2020-01-07 astro-ph.GA
The influence of the turbulent perturbation scale on prestellar core fragmentation and disk formation
星前弱湍流核的坍缩是恒星形成过程中的一个关键阶段。由于高度非线性和随机性，坍塌的结果只能通过进行大量的数值模拟从理论上进行探讨。标准做法是根据湍流能量（或某些等效物）的量和功率谱中的指数（n \equiv-d log Pk/d log k）来量化岩心中的初始湍流速度场。在本文中，我们数值研究了湍流速度场的细节对孤立的、弱湍流的、低质量星前核崩溃的影响。我们证明，只要n> 3（通常假设），比n更关键的参数是湍流速度场的最大波长λ_MAX。这是因为λ_MAX携带了大部分的湍流能量，从而影响了核中角动量的大小和空间相干性。我们表明，致密的细丝在崩溃过程中的形成严重依赖于λ_MAX，我们解释了这一发现使用力平衡分析。我们还表明，只有当λ_MAX> 0.5 R_CORE（其中R_CORE是核心半径）时，核心才有很高的碎裂概率;碎裂的主导模式涉及细丝的形成和破裂;尽管小的原恒星盘（半径R_DISK <= 20 AU）经常形成，但更扩展的盘是罕见的。在湍流，低质量的核心类型，我们在这里模拟，形成大的，破碎的原恒星盘被抑制在早期分裂的细丝。
2011-09-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The effect of external environment on the evolution of protostellar disks
利用数值流体力学模拟，我们研究了嵌入低密度外部环境中的亚太阳质量星前核的引力坍缩。研究了外部环境相对于中心核旋转的大小和方向不同的四个模型，并与孤立模型进行了比较。我们发现，从外部环境的物质的下落可以显着改变磁盘的属性相比，在孤立的模型。根据外部环境的大小和旋转方向，可以形成各种各样的盘，包括由于低角动量的外部物质的流入而缩小的紧凑（<= 200 AU）盘，以及由于高角动量的外部物质的流入而形成的扩展盘。前者通常是稳定的重力碎裂，而后者则倾向于碎裂和形成具有亚恒星/非常低质量伴星的恒星系统。在反向旋转的外部环境中，当下落的物质具有低角动量时，可以形成非常紧凑（< 5 AU）和短寿命（<=几个 * 10^5年）的盘。最有趣的情况下，被发现的高角动量的反旋转的外部材料的下落，导致形成的反旋转的内部和外部磁盘分离的深间隙在几十AU。由于内盘吸积到原恒星上，间隙向内迁移，变成一个中心洞，最后消失，让位给外部的强引力不稳定盘。这个模型可能会导致一个瞬态恒星系统的出现与亚恒星/非常低质量的组件相对于恒星的反向旋转。
2014-10-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Luminosity of Population III Star Clusters
我们分析了在早期宇宙中形成的第三星族原星团的光度的时间演化。我们从金斯准则出发，认为原始气体可以坍缩形成一个第一批恒星的星团，这些恒星彼此相对独立地演化（即，引力相互作用可忽略不计）。我们使用2+1D非轴对称数值流体动力学模拟单个原恒星团块的崩溃。每一次坍缩都会产生一个被大质量圆盘包围的原恒星（即，$M_{\rm disk} / M_{*} \gtrsim 0.1$），其演化我们跟踪了进一步的30- 40 kyr。引力不稳定性导致了碎片化，并在圆盘内形成了引力束缚的团块。这些碎片被宿主原恒星吸积，产生了$10^6\,\LSun$量级的吸积和光度爆发。在星团内，我们表明，这样的事件在几个原星团成员的一致性可以提升集群的光度比预期的高5- 10 ${\times}$，和集群花费$\sim15\%$它的恒星形成历史在这些水平。这种增强的发光效果在具有$\simeq$ 10- 20个成员的中等大小的簇中特别有效。在一个这样的例子中，我们确定了一个汇合的爆发事件，提高亮度接近$1000{\times}$大于集群平均亮度，导致$L > 10^8\,\LSun$。这一现象完全是通过引力不稳定性驱动的片段性碎裂和吸积而产生的，而这正是原恒星演化早期阶段的特征。
2015-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The formation of planets by disc fragmentation
我讨论的作用，光盘碎片在气体巨星和类地行星的形成中发挥，以及这是如何与褐矮星和低质量恒星的形成，并最终恒星形成的过程。如果原恒星盘足够大并且冷却得足够快，它们可能会碎裂，但大多数通过碎裂形成的物体都是棕矮星。如果一个原碎片的质量增长停止（例如，如果这个碎片从盘中喷出），或者被抑制甚至逆转（例如，通过潮汐剥离），行星也可能形成。我将讨论是否有可能区分一颗行星是由圆盘碎片或核心吸积形成的，并提到一些观察到的系外行星的例子，这些例子暗示了圆盘碎片的形成。
2013-02-16 astro-ph.EP astro-ph.GA
